Новейшая книга фактов. Том 1. Астрономия и астрофизика. География и другие науки о Земле. Биология и медицина - Анатолий Кондрашов

С помощью каких единиц измеряют расстояния в астрономии?

Земные единицы измерения расстояния не подходят для измерения огромных расстояний между небесными объектами, поэтому в астрономии используют три другие основные единицы измерения. Внутри Солнечной системы обычно пользуются «астрономической единицей» (а. е.), равной среднему расстоянию от Земли до Солнца – 149 600 000 километров. По этой измерительной шкале Марс находится на расстоянии 1,52 астрономической единицы от Солнца. Для оценки межзвездных расстояний применяют две единицы измерения: световой год и парсек. Световой год равен расстоянию, которое проходит свет за год, перемещаясь, как известно, со скоростью 300 000 километров в секунду. Легко убедиться, что световой год равен приблизительно 9460 миллиардам километров. Например, самая близкая к Солнцу звезда (Проксима Кентавра) расположена от нас на расстоянии примерно 4,2 световых года. Профессиональные астрономы часто пользуются вместо светового года парсеком. Парсек определяется как такое расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду дуги. Это очень маленький угол: под таким углом монета в одну копейку видна с расстояния в три километра. Один парсек (пк) составляет около 3,26 светового года, то есть приблизительно 30 триллионов километров. Кратные единицы измерения – килопарсек (кпк), равный 1000 парсеков, и мега-парсек (Мпк), равный 1 миллиону парсеков, – используют для оценки расстояний до внегалактических объектов. Галактика Андромеды находится на расстоянии около 2,2 миллиона световых лет, или 675 килопарсеков.

Как измеряют астрономические расстояния?

Основным методом измерения астрономических расстояний является метод годичного параллакса. Это чисто геометрический метод, центральная идея которого довольно проста. Относительно близкая звезда, наблюдаемая из разных мест космоса, визуально смещается на фоне более далеких звезд. Для наблюдения целесообразно выбрать два возможно более удаленных друг от друга места. Для этого можно использовать обращение Земли вокруг Солнца. Так как среднее расстояние Земля – Солнце равняется 150 миллионам километров, два наблюдения, проведенные с интервалом в 6 месяцев, будут осуществлены из двух мест космоса, находящихся на расстоянии приблизительно 300 миллионов километров, что составляет диаметр земной орбиты. Измерив видимый угол смещения звезды из двух разных мест, можно вычислить расстояние до нее тригонометрическими методами. Таким образом, годичный параллакс звезды – это малый угол (при звезде) в прямоугольном треугольнике, гипотенуза которого есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет – большая полуось земной орбиты. Другими словами, годичный параллакс – это угол, под которым из точки, в которой находится звезда, виден радиус земной орбиты. Концептуальная простота метода годичного параллакса не означает такую же простоту измерений, потому что углы измерения из-за больших расстояний до звезд ничтожно малы. С помощью метода годичного параллакса можно измерить расстояния до звезд, находящихся не более чем в 100 световых годах от Земли.

Что представляет собой гравитационная линза?

Одно из важных следствий общей теории относительности заключается в том, что гравитационное поле воздействует даже на свет. Проходя вблизи очень больших масс, световые лучи отклоняются. Чтобы объяснить идею гравитационных линз, предположим, что мы наблюдаем в небе массивный объект (например, галактику), за которым спрятан другой объект, значительно более удаленный. Подобно тому, как стеклянная линза воздействует на лучи света, отклоняя их от прежнего направления, так и ближний объект своим гравитационным полем может отклонить расходящиеся световые лучи, идущие от объекта, расположенного за ним, фокусируя их. Подобный эффект назвали гравитационной линзой. К сожалению, гравитационная линза ведет себя не столь «идеально», как оптическая. Изображение увеличивается неравномерно и по-разному искривляется в зависимости от типа объекта, проявляющего свойства линзы, и направления световых лучей, идущих мимо него. Наиболее часто встречающиеся конфигурации – это двойные или множественные изображения одного и того же объекта (отстоящие друг от друга на несколько десятых долей угловой секунды) или угловое смещение изображения источника. Идеальная ситуация – когда источник света, линза и наблюдатель находятся на одной прямой. В этом случае изображение источника имеет вид светового нимба. Диаметр такого нимба, так называемого кольца Эйнштейна, является одним из важнейших параметров для вычисления массы объекта, играющего роль линзы.

Какой химический элемент наиболее распространен во Вселенной?

Наиболее распространенными во Вселенной являются самые легкие элементы – водород и гелий. Солнце, звезды, межзвездный газ по числу атомов на 99 процентов состоят из них. На долю всех других, в том числе самых сложных «тяжелых», элементов приходится менее 1 процента. По массе 76,5 процента приходится на водород, 21,5 процента – на гелий, 0,3 процента – на неон, 0,82 процента – на кислород, 0,34 процента – на углерод, 0,12 процента – на азот, 0,12 процента – на железо, 0,07 процента – на кремний, 0,06 процента – на магний, 0,04 процента – на серу. Остаток – 0,13 процента – приходится на все другие элементы. Таким образом, самым распространенным во Вселенной химическим элементом является водород. Невидимый невооруженным глазом, этот газ может быть обнаружен с помощью радиотелескопов по испускаемым радиоволнам длиной 21 сантиметр. Водород заполняет почти все межзвездное пространство, однако он невероятно разрежен: всего один атом на 10 или даже 100 кубических сантиметров. Тем не менее, поскольку межзвездное пространство огромно, огромен и общий объем газа. Некоторые водородные облака «горячие», они имеют температуру до 7500 градусов, в редких случаях температура водорода доходит до миллионов градусов. Существуют также водородные облака большей плотности, в которых на 1 кубический сантиметр приходится от 10 до 100 атомов. Эти облака гораздо холоднее: их температура может опускаться до – 200 градусов Цельсия.

Почему ночное небо темное?

Если бы Вселенная была бесконечна в пространстве и времени, то в любом направлении на луче зрения оказалась бы какая-нибудь звезда. Вся поверхность ночного неба должна была бы представляться ослепительно яркой, подобно поверхности Солнца. Противоречие указанного утверждения с тем, что мы наблюдаем в действительности, называют парадоксом Ольберса – Шезо. Этот парадокс невозможно объяснить в рамках теории стационарной Вселенной. Однако его легко устранить, если учесть, что Вселенная возникла в результате так называемого Большого взрыва и что ее возраст составляет «всего» 13,7 миллиарда лет. Самые далекие объекты, которые мы способны увидеть, находятся от нас на расстоянии не более 13,7 миллиарда световых лет, а свет от более удаленных до нас еще просто не успел дойти к нам (скорость света, как известно, не бесконечна и составляет 300 000 километров в секунду). Вот почему ночное небо темное.

Как образовались химические элементы?

Большой взрыв создал только два химических элемента – водород и гелий (и небольшие количества дейтерия и лития). Все остальные элементы, заполняющие таблицу Менделеева, появились только после возникновения звезд. В их недрах в ходе термоядерных реакций синтеза постепенно образовались азот, кислород, углерод и более тяжелые элементы. Эволюция крупных звезд завершается их взрывами, после которых накопившиеся в таких звездах элементы рассеиваются в пространстве, загрязняют облака межзвездного газа и в свой час служат исходным сырьем для возникновения новых звезд. В мире, в котором мы живем, идет постоянная переработка первородной материи – Вселенная обогащается тяжелыми элементами, а самых легких становится все меньше. Из образовавшихся в звездных недрах химических элементов состоит и наша Земля, и все живые существа на ней, в том числе люди. Поэтому все мы в определенном смысле дети звезд.

Что такое Местная группа галактик?

Наша Галактика (Млечный Путь) вместе с галактикой Туманность Андромеды входит в небольшую группу из 30–40 галактик, которую астрономы называют Местной группой галактик. Наиболее удаленная из галактик Местной группы отстоит от Солнца примерно на 3 миллиона световых лет. Самая близкая – карликовая эллиптическая галактика в созвездии Стрельца Sag DEG (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy) – удалена от Солнца на расстояние 80 тысяч световых лет. До 1994 года о существовании этой галактики не подозревали – главным образом из-за ее низкой светимости, а также потому, что ее границы очень замаскированы звездами Млечного Пути. Входящие в Местную группу галактики подразделяют на два «семейства» и нескольких «одиночек». Центром первого «семейства» является наша Галактика, образующая вместе с Большим и Малым Магеллановыми Облаками тройную систему (такие нередко встречаются во Вселенной). Сюда же относятся карликовые галактики Тельца, Малой Медведицы, Дракона, Секстанта, Скульптора, Печи, Льва и Малого Льва (они названы по созвездиям, где находятся), а также целая серия галактик-пигмеев. Все они – фактически спутники нашей Галактики, как и Магеллановы Облака. Второе «семейство» образовано туманностью Андромеды и ее спутниками (два близких и несколько далеких). Среднее расстояние между галактиками Местной группы на порядок (т. е. примерно в 10 раз) больше их средних размеров. Местная группа галактик, похоже, обречена на слияние с большим звездным скоплением Девы, которое находится в центре области сверхгигантских галактик.